Muuttuvat tähdet

Kaikki tähdet eivät ole aina yhtä kirkkaita yöstä toiseen vaan joidenkin kirkkaus vaihtelee tietyissä ajanjaksoissa. Joidenkin tähtien kirkkauden muuttumisen voi havaita jo muutamassa tunnissa kun toisten muuttumiseen voi mennä jopa vuosikymmeniä. Näitä kirkkauttaan vaihtelevia tähtiä kutsutaan muuttuviksi tähdiksi.

Tähtien kehittyessä niiden rakenne ja myös kirkkaus muuttuvat jatkuvasti. Tietyissä kehitysvaiheissa esiintyy myös jaksollisia muutoksia, kuten tähden ulkokuoren sykkimistä. Pieniä valonvaihteluita aiheuttavat myös tähtien pinnalla näkyvät tähdenpilkut (aivan kuten Auringon valovoima vaihtelee auringonpilkkujen takia).

Muuttuvien tähtien kirkkauden muutoksia mitattiin aiemmin silmämääräisesti lähitähtiin vertaamalla (tähtitieteen harrastajat tekevät tällä tavoin mittauksia vielä nykyäänkin). Nykyisin mittauksiin käytetään fotometriä tai CCD-kameraa.

Muuttujien luokittelu

Muuttujat luokitellaan eri ryhmiin valokäyrän ominaisuuksien, spektriluokan ja spektrissä havaittujen säteisnopeuksien perusteella. Havaintoja voidaan saada myös muilta aallonpituusalueilta, kuten radio- ja röntgenalueilta.

Muuttujat luokitellaan kolmeen pääryhmään: sykkiviin muuttujiin, purkautuviin muuttujiin ja pimennysmuuttujiin.

Sykkivissä muuttujissa valonvaihtelu johtuu siitä, että tähden pinta vuorotellen laajenee ja kutistuu. Sykkivät muuttujat ovat eri spektriluokkiin kuuluvia jättiläisiä ja ylijättiläisiä, jotka ovat tulleet kehityksessään epävakaaseen vaiheeseen.

Purkautuvat muuttujat ovat normaalisti himmeitä tähtiä, joista sinkoutuu kaasua. Ne ovat usein lähekkäisiä kaksoistähtiä, joissa ainetta virtaa tähdestä toiseen, jolloin kaasun virtaukset laukaisevat purkaukset.

Pimennysmuuttujat ovat kaksoistähtiä, joissa tähdet vuorotellen peittävät toisensa eli niissä valonvaihtelu ei johdu fysikaalisista muutoksista.

Sykkivät muuttujat

Sykkivän muuttujan ulko-osat vuoroin laajenevat, vuoroin kutistuvat, mistä aiheutuvat myös kirkkauden muutokset. Kuva ©: Marko Myllyniemi

Tutkittaessa sykkivien muuttujien spektriä, voidaan havaita, että kirkkauden muutokset ovat jollain tapaa yhteydessä spektriviivojen aallonpituuden muutoksiin. Aallonpituudet muuttuvat Dopplerin ilmiön vuoksi, kun viivojen aiheuttaja liikkuu meistä poispäin tai meitä kohti. Näiden tähtien ulkokerrokset ovat jatkuvassa sykkivässä liikkeessä. Tähden läpimitta saattaa jopa kaksinkertaistua, mutta tavallisesti koon muutokset ovat pienempiä.

Kun tähden ulko-osat laajenevat, kaasu harvenee ja lämpötila laskee. Tästä seuraa, että kaasun ulospäin työntävä voima pienenee, jolloin gravitaatio tulee tätä suuremmaksi ja tähti jälleen kutistuu. Kutistuminen puolestaan johtaa kaasun tihenemiseen ja lämpötilan kasvuun. Kaasun liikkeelle on saatu nopeuksia, jotka vaihtelevat välillä 40 - 200 km/s.

Sykkimisen alkuun pääseminen ja käynnissä pysyminen vaatii kuitenkin, että kokoonpuristettu kaasu pystyy varastoimaan lisäenergiaa, sillä laajenemisen aikana energia muuttuu mekaaniseksi työksi.

Kefeidit ovat sykkivien muuttujien tärkein ryhmä, ja ne ovat saaneet nimensä Delta Cephei -tähden mukaan. Kefeidit ovat spektriluokkiin F - K kuuluvia populaatio I ylijättiläisiä. Kefeidien jakso on 1 - 50 vrk ja valonvaihtelun amplitudi 0.1 - 2.5 magnitudia. Valokäyrän muoto on hyvin säännöllinen ja kirkastuminen nopeampaa kuin himmeneminen.

Kefeidejä voidaan käyttää apuna tähtien ja lähigalaksien etäisyyksien määrittämiseen, mikä perustuu siihen, että kefeidien jakson ja luminositeetin (eli absoluuttisen magnitudin) välillä vallitsee yksikäsitteinen vastaavuus, periodi-luminositeetti-relaatio.

W Virginis -tähdet löysi Walter Baade vuonna 1952 kun hän huomasi, että kefeidejä onkin kahta tyyppiä: klassiset kefeidit ja W Virginis -tähdet. Molemmilla ryhmillä on oma periodi-luminositeetti-relaationsa, sillä tietynb jaksoiset W Virginis -tähdet ovat noin 1.5 magnitudia himmeämpiä kuin vastaavat klassiset kefeidit.

Tähtien ero johtuu siitä, että klassiset kefeidit ovat nuoria populaation I tähtiä, joita on Linnunradan spiraalihaaroissa, kun taas W Virginis -tähdet ovat vanhoja populaation II tähtiä, joita löytyy mm. pallomaisista tähtijoukoista. Muut ominaisuudet ovat molemmilla tähdillä samanlaiset.

RR Lyrae -tähdet ovat sykkivien muuttujien kolmas tärkeä ryhmä, joiden kirkkaudenvaihtelut ovat pienempiä kuin kefeideillä, yleensä alle magnitudin luokkaa. Myös jaksot ovat lyhyitä, alle vuorokauden mittaisia.

W Virginis -tähtien tavoin myös RR Lyrae -tähdet ovat vanhoja populaation II tähtiä. Niitä löytyy runsaasti Linnunrataa ympäröivistä pallomaisista tähtijoukoista ja niitä kutsuttiinkin aiemmin tähtijoukkomuuttujiksi (cluster variables).

RR Lyrae -tähdet ovat suunnilleen samanmassaisia ja samanikäisiä, joten ne ovat samassa kehitysvaiheessa aloittamassa heliumin polttamista ytimessään. Niiden absoluuttinen magnitudi on suunnilleen 0.6 +-0.3 mag.

Mira-tähdet ovat saaneet nimensä Omicron Cetin eli Miran mukaan. Mira-tähdet ovat spektriluokkien M, S, C ylijättiläisiä ja niiden spektristä löytyy tavallisesti emissioviivoja. Niistä virtaa jatkuvasti ainetta ulospäin tähtituulena.

Mira-tähtien jaksot ovat yleensä 100 - 500 vuorokauden välillä ja sen vuoksi niitä kutsutaan pitkäperiodisiksi muuttujiksi. Itse Miran jakso on 330 vrk ja tähden läpimitaksi on saatu 2 AU eli Auringon ja Maan välimatka tuplasti, joten kyseessä on varsin vaikuttavan kokoinen tähti.

Mira-tähtien valonvaihtelu visuaalisella alueella on tyypillisesti 6 magnitudia. Mira on kirkkaimmillaan 2 - 4 magnitudia, mutta minimissä kirkkaus voi olla niinkin alhainen kuin 12 magnitudia.

Mira-tähtien pintalämpötila on ainoastaan noin 2000K, joten säteilystä 95% tulee infrapuna-alueella. Pienikin lämpötilan muutos vaikuttaa voimakkaasti visuaalialueen säteilyn määrään, minkä vuoksi visuaalisella alueella tapahtuvat kirkkauden muutokset ovat suuria.

Muut sykkivät muuttujat

Edellä mainittujen lisäksi suurimpia sykkivien muuttujien ryhmiä ovat puolisäännölliset ja epäsäännölliset muuttujat. Tähti on puolisäännöllinen muuttuja, mikäli sykkimisessä on vähänkään jaksollisuutta, muussa tapauksessa tähti on epäsäännöllinen muuttuja. Tähdet ovat ylijättiläisiä, usein hyvin massiivisia nuoria tähtiä, joiden harvat ulkokerrokset ovat sykkimistilassa.

Sykkivien muuttujien pienemmät ryhmät

Kääpiökefeidit ovat heikkovaloisempia ja kirkkaudenvaihtelultaan nopeampia ja pienempiä kuin klassiset kefeidit. Valokäyrässä näkyy usein aaltoilua, joka johtuu tähden ominaistaajuuden ja sen ylijaksojen vaikutuksesta. Kääpiökefeidit sijaitsevat HR-diagrammassa kefeidien epästabiilisuusvyöhykkeellä RR Lyrae -tähtien alapuolella. Kääpiökefeideistä erotetaan joskus omaksi ryhmäkseen Delta Scuti -tähdet.

Beta Cephei -tähdet sijaitsevat HR-diagrammassa eri paikassa kuin muut muuttujat. Beta Cephei -tähdet ovat massiivisia, kuumia tähtiä, joiden säteily tulee suurimmaksi osaksi UV-alueella. Valonvaihtelu on nopeaa, mutta kirkkaudeltaan vähäistä. Sykkimisen syytä ei tunneta.

RV Tauri -tähdet ovat spektriluokien F - K tähtiä ja ne sijaitsevat HR-diagrammassa kefeidien ja Mira-tähtien välimaastossa. Jakson pituus riippuu jonkin verran luminositeetista ollen yleensä 30 - 150 vuorokautta. Valonvaihtelun amplitudi on yleensä alle 4 magnitudin luokkaa. RV Tauri -tähtien minimit ovat vuorotellen syviä ja vuorotellen matalia (pää- ja sivuminimejä).

RV Tauri -tähdet jaetaan kahteen alaryhmään keskimääräisen kirkkauden muutoksen perusteella, joista RVa-tähdillä keskimääräinen kirkkaus säilyy vakiona, kun sitä vastoin RVb-tähdillä keskimääräinen kirkkaus muuttuu jaksollisesti.

Purkautuvat muuttujat

Purkautuvissa muuttujissa tähden pinnasta sinkoutuu purkauksenomaisesti ainetta avaruuteen. Tähdet jaetaan kahteen pääryhmään, eruptiiviisiin ja kataklysmisiin muuttujiin.

Eruptiivisten muuttujien kirkkauden vaihtelut johtuvat niiden kromosfäärissä tai koronassa esiintyvistä äkillisistä purkauksista, joiden vaikutus tähden mittakaavassa jää kuitenkin vähäiseksi. Tähtien ympärillä on yleensä kaasukuori tai tähtienvälistä ainetta, joka osallistuu purkaustapahtumaan. Eruptiivisten muuttujien ryhmään kuuluvat mm. flare-tähdet, sumumuuttujat ja R Coronae Borealis -tähdet.

Kataklysmisten muuttujien purkaukset puolestaan aiheutuvat ydinreaktioista tähden pinnalla tai sisuksissa. Räjähdykset voivat olla niin rajuja, että koko tähti saattaa räjähtää. Kataklysmisten muuttujien ryhmään kuuluvat novat ja novankaltaiset tähdet, kääpiönovat sekä supernovat.

Eruptiiviset muuttujat

Flare-tähdet eli UV Ceti -tähdet ovat nuoria kääpiötähtiä, joiden spektriluokka on M. Erityisesti niitä havaitaan nuorissa tähtijoukoissa ja assosiaatioissa. Tähtien pinnalla tapahtuu epäsäännöllisesti samankaltaisia flare-purkauksia kuin Auringossa. Purkauksien energia on luultavasti samaa suuruusluokkaa kuin Auringossakin, mutta koska tähdet ovat heikkovaloisempia kuin Aurinko, flare-purkaus voi aiheuttaa jopa 4 - 5 magnitudin kirkastumisen tähden valossa. Ja aivan kuten Auringollakin, optiseen purkaukseen liittyy myös radiopurkaus.

Sumumuuttujat ovat tähtiä, joita esiintyy kirkkaiden ja pimeiden tähtienvälisten pilvien yhteydessä. Tunnetuimpia lienevät T Tauri -tähdet, jotka ovat hyvin nuoria tähtiä tai vasta tiivistymässä kohti pääsarjaa. Kirkkaudenvaihtelut T Tauri -tähdillä ovat epäsäännöllisiä. T Tauri -tähtien spektrissä esiintyy kirkkaita emissioviivoja, jotka syntyvät tähden kromösfäärissä. Spektrissä esiintyy myös kiellettyjä viivoja, joita syntyy vain hyvin harvassa kaasupilvessä.

R Coronae Borealis -tähtiä (R CrB) kutsutaan "käänteisiksi noviksi", koska niiden kirkkaus pienenee välillä miltei 10 magnitudia ja saattaa pysyä vuosikausia alhaisena, kunnes tähti kirkastuu jälleen normaaliksi. R Coronae Borealis itse on 5.8 magnitudin tähti, joka saattaa himmetä 14.8 magnitudiin. R Coronae Borealis -tähdet sisältävät runsaasti hiiltä, ja tähtien himmeneminen johtuu hiilen ajoittain tapahtuvasta tiivistymisestä tähteä ympäröiväksi sumuksi.

Kataklysmiset muuttujat

Novat lienevät tunnetuimpia purkautuvia muuttujia. Novat jaetaan useisiin alaryhmiin: tavallisiin noviin, toistuviin noviin ja novamaisiin muuttujiin.

Novien purkaus on hyvin nopea: nova saavuttaa maksimikirkkautensa päivässä tai parissa. Maksimikirkkaus on tavallisilla novilla yleensä 7 - 16 magnitudia normaalikirkkautta suurempi. Maksimin jälkeen seuraa hidas himmeneminen, joka voi jatkua jopa useita vuosia. Tavalliset novat purkautuvat yleensä tuhansien tai miljoonien vuosien välein.

Toistuvien novien kirkkauden muutos on alle 10 magnitudia. Toistuvien novien purkautumisväli on joitain kymmeniä vuosia. Purkautumisväli on suoraan verrannollinen purkauksen voimakkuuteen: suurta purkausta seuraa pidempi latautumisaika.

Novamaisilla muuttujilla on hyvin paljon novien ominaisuuksia, kuten tähden ulkopuolisesta kaasusta aiheutuvia emissioviivoja spektrissä sekä kirkkauden nopeaa, mutta melko vähäistä muuttumista. Novamaisia muuttujia kutsutaan symbioottisiksi tähdiksi, ja ne ovat kaksoistähtiä, joiden pienemmän komponentin ympärillä on kaasurengas. Seuralaisesta virtaa kaasurenkaaseen ainetta, joka aiheuttaa renkaaseen osumakohtaan kuuman pisteen, itse tähdessä ei kuitenkaan tapahdu novapurkauksia.

Kääpiönovat (tunnus UG) ovat toistuvien novien kaltaisia muuttujia sillä erotuksella, että niissä purkaukset tapahtuvat melko tiheästi. Kääpiönovien kirkkauden vaihtelu johtuu tähdessä tapahtuvista räjähdyksistä, mutta kääpiönovilla nämä räjähdykset tapahtuvat paljon pienemmässä mittakaavassa kuin novilla. Koska tähti menettää purkauksessa ainoastaan vähän ainettaan, se pysyy myös pidempään hengissä kuin tavallinen nova. Purkauksessa kääpiönova kirkastuu yleensä 2 - 6 magnitudia ja ne purkautuvat 20 - 600 vuorokauden välein.

Kääpiönovat ovat ahtaita kaksoistähtiä, joiden komponentteina ovat normaali keltainen tähti ja tiheä tähti, kuten valkoinen kääpiö. Kun "emotähdestä" virtaa kaasua valkoiseen kääpiöön, siitä aiheutuu ajoittaisia purkauksia.

Kääpiönovat jaetaan kolmeen alaluokkaan: UGSS (SS Cyg-tähdet), UGSU (SU UMa-tähdet) sekä UGZ (Z Cam-tähdet). Kaksi ensin mainittua kääpiönova-tyyppiä ovat paljolti samanlaisia, niillä on nopeita purkauksia. Lisäksi UGSU-tähdillä on ajoittain pitkäaikaisia ja kirkkaita supermaksimeja. Z Cam-tähdillä puolestaan on ajoittain lepovaiheita, jolloin tähden kirkkaus on melkolailla vakio ja normaalia maksimia himmeämpi.

Andromedan galaksista tehtyjen havaintojen mukaan Linnunradassa pitäisi räjähtää vuosittain 25-30 novaa, mutta suurin osa niistä jää Linnunradan tähtienvälisten kaasu- ja pölypilvien peittoon.

Pimennysmuuttujat

Pimennysmuuttujat ovat fotometrisiä kaksoistähtiä, joiden kirkkauden vaihtelu johtuu siitä, että komponentit peittävät ajoittain toisensa näkyvistä. Pimennysmuuttujat voidaan jakaa kolmeen ryhmään valokäurän perusteella: Algol-, Beta Lyrae ja W UMa-tähtiin.

Ellipsoidiset muuttujat ovat fotometrisiä kaksoistähtiä, joissa ainakin toinen komponentti on venynyt ellipsoidiksi toisen komponentin vetovoiman vaikutuksesta. Kun tällaiset tähdet kiertävät yhteisen painopisteen ympäri, vaihtelee pitkutlaisesta komponentista näkyvän pinnan ala. Lämpötila on myös pidentymän kohdalla alhaisempi kuin tähden muissa osissa. Tästä johtuu, että tähden kirkkaus vaihtelee loivasti aaltoillen.

Algol-tähdet ovat saaneet nimensä Beta Persein eli Algolin mukaan. Algol-tähtien valokäyrä on suurimman osan jaksosta melko tasainen, jolloin tähdet näkyvät erillään ja järjestelmän kirkkaus ei muutu. Järjestelmän kirkkaus on tällöin myös suurimmillaan. Valokäyrässä on kaksi erilaista minimiä, mikä johtuu tähtien kirkkauserosta; pääminimi on syvä ja sivuminimi matalempi.

Valokäyrässä nähdään syvä kuoppa silloin kun kaksoistähtijärjestelmän suurempi tähti, joka on yleensä viileäpintainen jättiläinen, peittää pienemmän ja kuumemman komponentin. Vastaavasti kun pieni kirkkaampi komponentti kulkee jättiläistähden editse, ei järjestelmän kokonaiskirkkaus muutu kovinkaan paljoa.

Minimien muoto vastaavasti riippuu siitä, peittävätkö tähdet toisensa osittain vai kokonaan. Mikäli pimennykset ovat osittaisia, kirkkaus muuttuu jatkuvasti ja minimistä tulee pyöreäpohjainen. Tämä johtuu siitä, että säteilevän alueen pinta-ala muuttuu koko ajan. Mikäli pimennys on täydellinen eli toinen komponentti on jonkin aikaa näkymättömissä toisen tähden takana, kirkkaus pysyy vakiona ja minimi on tasapohjainen

Beta Lyrae-tähtien valokäyrässä tapahtuu jatkuvaa muutosta. Nämä kaksoistähdet ovat niin lähekkäin, että toinen komponentti on venynyt ellipsoidiksi, jolloin kirkkaus muuttuu pimennysten ulkopuolellakin. Beta Lyrae-tähdet muistuttavat siten ellipsoidisia muuttujia, mutta niiden ratataso on lähellä näkösäteen suuntaa, jolloin tapahtuu pimennyksiä. Itse Beta Lyraen toinen komponetti on ylittänyt ns. Rochen rajansa ja vuodattaa jatkuvasti massaa seuralaiseensa, mistä seuraa lisähäiriöitä valokäyrään.

W UMa-tähtien valokäyrässä minimit ovat hyvin pyöreitä ja leveitä. Tällainen järjestelmä muodostuu hyvin lähekkäisistä kaksoistähdistä, joiden molemmat komponentit ovat ylittäneet Rochen rajansa eli ne muodostavat kontaktikaksoistähden.

Taivaankappaleet